HD 222925 to gwiazda kolekcjoner. Cóż takiego ona kolekcjonuje?

O tym, że wszechświat na początku składał się tylko z lekkich pierwiastków, wodoru i jego izotopów, a także helu oraz w niewielkim stopniu litu, dobrze wiecie. Dowcipni mogą powiedzieć, że ta niewielka dawka litu uchroniła wszechświat przed popadnięciem w depresję ze względu na tak ubogi skład w początkowym eonie istnienia.

Dopiero z czasem tych cięższych pierwiastków zaczęło przybywać w wyniku różnych reakcji we wnętrzach gwiazd. Im masywniejsze tym szybciej kończyły one swoje istnienie jako normalna gwiazda w eksplozji lub odrzucając sporą część swojej masy, czym zasilały kosmiczny rezerwuar materii.

Te lżejsze z tych cięższych pierwiastków, takie jak węgiel czy tlen, mogą powstawać w normalnych cyklach produkcji energii w masywniejszych gwiazdach, a w mniej masywnych na późnym etapie ewolucji. Te jeszcze cięższe, aż do krzemu i żelaza, tworzą się w bardzo masywnych gwiazdach po zakończeniu ewolucji jako zwykła gwiazda po przekształceniu się w olbrzymy i nadolbrzymy, na ich nieuchronnej drodze ku przeznaczeniu jako supernowa.

Najcięższym pierwiastkiem jaki może powstać w gwiazdach w wyniku fuzji jest cynk, choć nie jest to taki proces z jakim kojarzymy fuzję wewnątrz gwiazd, czyli łączenie się dwóch takich samych jąder, która standardowo prowadzi do powstania co najwyżej żelaza. Cynk, podobnie jak miedź, nikiel i kobalt mogą powstać jeszcze przed fazą supernowej w wyniku wychwytu jąder helu, co wymaga jednak ogromnych temperatur.

Cynk zajmuje dopiero 30 miejsce na liście 118 pierwiastków, które tworzą dziś układ okresowy. Natura ma więc jeszcze sporo do roboty, nawet gdy gwiazda osiągnie kres swojego istnienia.

By stworzyć masywniejsze pierwiastki niż żelazo czy cynk konieczny jest taki proces jak wychwycenie neutronów. Stopniowo doklejają się one do mniej masywnych jąder tworząc coraz masywniejsze jądra.

Sposoby na wychwycenie neutronów są dwa. Pierwszy z nich to powolny proces (tzw. proces s), który może zachodzić nawet w takiej gwieździe jak Słońce na późniejszych etapach jego egzystencji. Wtedy mamy niewielki strumień wolnych neutronów, z którego wychwytywany jest pojedynczy neutron, który potem w jądrze rozpada się na proton i elektron. Pozwala to przekształcać pierwiastki jednego typu, które zostały wcześniej zebrane przez formującą się gwiazdę, na inne. Ciągi przemian w procesie s prowadzą do wytworzenia takich pierwiastków jak ołów czy bizmut.

Druga opcja to wychwyt szybkich neutronów, które są dostarczane w dużej liczbie (tzw. proces r). Takie warunki istnieją w przypadku eksplozji supernowej, a także w przypadku zderzenia się dwóch gwiazd neutronowych. W tym przypadku masa jądra atomowego może gwałtownie wzrosnąć bez wcześniejszych rozpadów przyłączonych neutronów. Dopiero później następują liczne rozpady niektórych przyłączonych neutronów, aż wynikowe jądro będzie jądrem stabilnego izotopu danego pierwiastka. To sposób na tworzenie jeszcze cięższych i innych pierwiastków niż te w procesie s.

Wszystko co powstanie we wnętrzu gwiazd i nie zostanie zachowanie w nich lub ich następcach (gwiazdy neutronowe, białe karły, czarne dziury) po wsze czasy (przynajmniej z obecnej perspektywy), zostaje w pewnym momencie wyrzucone w przestrzeń kosmiczną. Pierwiastki w kosmosie występują w różnych proporcjach, przy czym tych lżejszych jest znacznie więcej niż tych cięższych.

Dlatego przestrzeń międzygwiazdowa jest przede wszystkim wypełniona wodorem, czasem tym pierwotnym. Jednak tych cięższych pierwiastków też jest stosunkowo sporo, a przynajmniej na tyle, by stały się one składnikiem formujących się układów planetarnych.

A także gwiazd, które również przywłaszczają sobie trochę tych ciekawszych niż wodór czy hel pierwiastków. Dlatego pozwoliłem sobie nazwać gwiazdy, które powstały później niż te pierwsze, kolekcjonerami.

W stosunku do ogółu gwiazd kolekcjonerów jest niewiele, bo dla 75 procent gwiazd hel to wciąż wyjątkowo ciężki składnik. Ba nawet nasze Słońce tylko w niespełna 0,1 procenta składa się z innych pierwiastków. Są to między innymi tlen, magnez, ale również żelazo i siarka. A jednak w jego widmie wykryto około 67 pierwiastków, co czyni je rekordzistą pod tym względem.

W widmie HD222925, w świetle UV, widzialnym i podczerwieni, zidentyfikowano wodór, hel i 63 inne pierwiastki. W tym nawet złoto i tor. Tylko w naszym Słońcu udało się dotychczas zidentyfikować więcej pierwiastków

Jednak Słońce mamy blisko, a astronomów w nie mniejszym stopniu interesują odległe gwiazdy. Dlatego HD222925 choć dopiero druga pod względem obfitości wykrytych pierwiastków, przykuła bardzo ich uwagę i stała się medialną gwiazdą.

To gwiazda znajdująca się w odległości około 1460 lat świetlnych od nas, a więc stosunkowo blisko, w kierunku gwiazdozbioru Tukana. Jeśli chcecie ją odszukać to jej rektascensja wynosi 23:45:17.61, a deklinacja −61:54:42.8. Niestety widać ją tylko z południowej półkuli Ziemi.

HD222925 to gwiazda, której masa to 0,75 masy Słońca. Jej jasność wynosi 9 magnitudo, czyli z pomocą teleskopu powinniśmy zobaczyć ją bez problemu

Zespół kilkunastu astronomów kierowany przez Iana Roedera (Univ. of Michigan) zidentyfikował w jej składzie aż 63 różne pierwiastki poza wodorem i helem, przy czym dużą cześć 42 stanowią pierwiastki ciężkie, w tym te powstające w procesie r, czyli takie które gwiazda zebrała podczas formowania się. Na tej liście mamy złoto czy tor, a nawet uran, choć ten ostatni nie jest do końca potwierdzony.

HD222925 jest również gwiazdą starszą niż Słońce, więc znacznie wcześniej niż ono musiało mieć do dyspozycji zapas różnorodnych pierwiastków w chmurach międzygwiezdnej materii. Teraz wiedząc jakie pierwiastki mogą powstawać w wyniku procesów wychwytu neutronów, szczególnie tych szybkich neutronów, astronomowie mogą postarać się odtworzyć w komputerowych symulacjach warunki, które doprowadziły do powstania tych pierwiastków. A także określić jakie właściwie procesy doprowadziły do ich powstania.

Bo choć teoria przewiduje sposoby powstawania ciężkich pierwiastków w wyniku procesu r (proces s potwierdzono obserwacyjnie już wielokrotnie), to tylko w przypadku połączenia się dwóch gwiazd neutronowych w 2017 roku (efektem była obserwowana fala grawitacyjna GW 170817) udało się potwierdzić prawdziwość przewidywań. W przypadku gwiazd supernowych wciąż czekamy na takie wiążące odkrycie. Im więcej gwiazd z obfitym składem poznamy, tym lepiej będziemy wiedzieć, gdzie szukać jego źródła.

Źródło: Carnegie, Univ. of Michigan, inf. własna